Medio interestelar
El medio interestelar desempeña un papel crucial en la astrofísica a causa de su situación entre las escalas estelar y galáctica.
Dicho medio lo forman tres constituyentes básicos: materia ordinaria, rayos cósmicos y campos magnéticos.
La presencia del oscurecimiento interestelar dio a William Herschel y a Jacobus Kapteyn la falsa impresión de que nuestro sistema solar se encontraba cerca del centro de la galaxia.
Por tanto, es casi imposible ver la luz emitida en esta longitud de onda por una estrella, porque gran parte es absorbida durante el viaje a la Tierra.
Su modelo del ISM incluía una fase densa fría (T < 300 K), formada por nubes de hidrógeno neutro y molecular, y una fase cálida entre nubes (T ~ 104 K), formada por gas neutro e ionizado enrarecido.McKee y Ostriker (1977) añadió una tercera fase dinámica que representaba el gas muy caliente (T ~ 106 K) que había sido calentado por choque por supernovae y constituía la mayor parte del volumen del ISM.
Estas fases son las temperaturas en las que el calentamiento y el enfriamiento pueden alcanzar un equilibrio estable.
Sin embargo, todavía no se conocen bien las proporciones relativas de las fases y sus subdivisiones.
Los fotones con E > 4 eV más o menos pueden romper moléculas como el H2 y el CO, creando una región de fotodisociación (PDR) que es más o menos equivalente al medio neutro caliente.
La gran sobrepresión hace que el gas ionizado se expanda lejos del gas molecular restante (un Flujo Champagne), y el flujo continuará hasta que la nube molecular se evapore por completo o las estrellas OB alcancen el final de sus vidas, tras unos pocos millones de años.
Éstas también se expanden y enfrían durante varios millones de años hasta que vuelven a la presión media del ISM.
La altura de la escala vertical del ISM se establece aproximadamente de la misma forma que la atmósfera terrestre, como un equilibrio entre el campo gravitatorio local (dominado por las estrellas del disco) y la presión.
Dado que la velocidad angular disminuye al aumentar la distancia desde el centro, cualquier característica del ISM, como las nubes moleculares gigantes o las líneas de campo magnético, que se extienden a lo largo de un rango de radio son cizalladas por la rotación diferencial, por lo que tienden a estirarse en la dirección tangencial; a esta tendencia se opone la turbulencia interestelar (véase más adelante) que tiende a aleatorizar las estructuras.
Los Brazos en espiral se deben a perturbaciones en las órbitas del disco -esencialmente ondulaciones en el disco, que hacen que las órbitas converjan y diverjan alternativamente, comprimiendo y luego expandiendo el ISM local.
El ISM de las galaxias lenticulares, al igual que sus otras propiedades, parece intermedio entre las espirales y las elípticas.
Las estrellas y los planetas, una vez formados, no se ven afectados por las fuerzas de presión del ISM, por lo que no participan en los movimientos turbulentos, aunque las estrellas formadas en nubes moleculares en un disco galáctico comparten su movimiento orbital general alrededor del centro de la galaxia.
Así pues, las estrellas suelen estar en movimiento respecto al ISM que las rodea.
Suponemos que cada sistema estelar en evolución lanza corpúsculos eléctricos al espacio.
Parece por tanto razonable pensar que la mayor parte de la masa del universo se encuentra, no en sistemas solares o nebulosas, sino en el espacio "vacío".
